Diagram Hertzsprunga-Russella - Polski Serwis Naukowy

Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) – wykres klasyfikujący gwiazdy. Został skonstruowany w 1911 r. przez E. Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N. Russella.

W wykresie tym na jednej z osi układu współrzędnych zaznaczony jest typ widmowy (lub temperatura fotosfery albo wskaźnik barwy), natomiast na drugiej osi naniesiona jest jasność. Na diagramie H-R gwiazdy grupują się w pewnych obszarach. Większość gwiazd tworzy tzw. ciąg główny (rozciągający się wzdłuż przekątnej od prawego dolnego do lewego górnego rogu wykresu). Jest on tworzony głównie przez młode gwiazdy (I populacji). Gałąź leżąca bezpośrednio poniżej ciągu głównego, to gałąź podkarłów (gwiazd II populacji). W lewym dolnym rogu wykresu znajduje się grupa białych karłów, natomiast nad ciągiem głównym znajdują się kolejno od prawej grupy: podolbrzymy, czerwone olbrzymy, olbrzymy i nadolbrzymy.

Gromada gwiazd to ugrupowanie gwiazd związanych wspólnym pochodzeniem, tzn. miejscem i czasem powstania z tej samej materii międzygwiazdowej. Gwiazdy należące do jednej gromady mają identyczny skład chemiczny, są też wzajemnie związane siłami grawitacji. Cechą charakterystyczną gromady gwiazd jest jądro, w którym koncentracja gwiazd przewyższa znacznie koncentrację gwiazd w najbliższym otoczeniu gromady. Jądro gromady otacza obszar koronalny mniej bogaty w gwiazdy. Gromady wyróżniają się wśród ogólnego tła, tworząc wyraźne obiekty o pewnych cechach wspólnych lub zbliżonych.

Fotosfera – widzialna, powierzchniowa warstwa gwiazdy (np. Słońca), emitująca na zewnątrz gwiazdy fale elektromagnetyczne w postaci światła widzialnego. Typ widmowy gwiazdy określony jest przez rozkład energii w widmie ciągłym fotosfery.

W czasie swojego życia, gwiazda podlega ewolucji. W pierwszej, gdy rozpoczyna się fuzja wodoru, gwiazda przemieszcza się na diagramie H-R w lewo (rośnie jej temperatura) osiągając ciąg główny. Gdy zasoby wodoru zmniejszają i w reakcjach jądrowych coraz większą rolę zaczyna odgrywać hel, gwiazda opuszcza ciąg główny przesuwając się na diagramie H-R w prawą stronę i w górę (zmniejsza się jej temperatura i rośnie jasność). To, jak długo gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej masy:

Biały karzeł jest to niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji jądrowych w mało lub średnio masywnej gwieździe. Mało masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 masy Słońca), nie osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe. Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do 1,4 masy Słońca) spalają hel dając białe karły węglowe, lub węglowo-tlenowe.

Terminem supernowa określa się kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu. Z tego powodu w naszej Galaktyce znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.

Gwiazdy o masie poniżej 10% $M_{\odot }$ (masy Słońca) stają się od razu białymi karłami.

Jeżeli masa gwiazdy wynosi od 10%–40% $M_{\odot }$ to gwiazda po bardzo długim czasie z gwiazdy ciągu głównego stanie się białym karłem.

Gwiazdy z ciągu głównego o masie od 0,4 do 3 $M_{\odot }$ w końcu swego życia stają się czerwonymi olbrzymami, a ostatecznie po "spaleniu" helu stają się białymi karłami.

Gdy masa gwiazdy jest większa od 3 $M_{\odot }$ , to po krótkim pobycie na ciągu głównym gwiazda staje się nadolbrzymem, nową lub supernową, by ostatecznie skończyć jako biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

Diagram

Historia

W 1908 roku Ejnar Hertzsprung stworzył pierwszy wykres ilustrujący zależność jasności od barwy dla gromada gwiazd. W 1911 roku, opublikował kilka wersji wykresu w który porównał kolor i jasność gwiazd należących do kilku gromad otwartych. Narysował on krzywą reprezentującą zmianę jasności obserwowalnej tych gwiazd jako funkcję koloru. Hertzsprung zaobserwował, że punkty na wykresie nie były rozrzucone przypadkowo.

Czerwony olbrzym – gwiazda będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od ich obserwowanej barwy i dużych rozmiarów. Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni, co powoduje znaczne zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Jądro zaś zapada się pod wpływem sił grawitacji, co powoduje wzrost jego temperatury i w efekcie rozpoczęcie reakcji termojądrowych polegających na syntezie węgla z helu. Następuje zmniejszenie gęstości, temperatury i zmiana barwy gwiazdy w kierunku czerwieni.

Czarna dziura – obiekt astronomiczny, który tak silnie oddziałuje grawitacyjnie na swoje otoczenie, że nawet światło nie może uciec z jego powierzchni (prędkość ucieczki jest większa od prędkości światła).

W 1910 roku Hans Rosenberg przedstawił podobny wykres.

W roku 1913 Henry Norris Russell doszedł do tych samych wniosków (opublikował wykresy) na podstawie innych obserwacji gwiazd.

Praca Hertzsprunga i Russella wykazała istnienie zależności pomiędzy jasnością a temperaturą efektywną gwiazd. Wykres, który ilustruje tę zależność, został nazwany początkowo "diagramem Russella" (ten naukowiec był wówczas bardziej ceniony od Hertzsprunga), następnie "diagramem Russella-Hertzsprunga" a ostatecznie diagramem Hertzsprunga-Russella lub w skrócie diagramem H-R. Pełni on w astronomii podobną rolę, jak układ okresowy pierwiastków w chemii.

Idea populacji gwiazdowych powstała, gdy odpowiednio dobra zdolność rozdzielcza obserwacji galaktyki M31 pozwoliła Walterowi Baademu w 1944 roku na wyróżnienie w tej galaktyce dwóch odrębnych populacji gwiazd. Dysk galaktyki M31 na diagramie HR przypominał gromady otwarte, natomiast zgrubienie centralne na diagramie Hertzsprunga-Russella przypominało gromady kuliste. Te dwa typy gwiazd zyskały miano gwiazd populacji I i gwiazd populacji II.

Podolbrzymy to gwiazdy jaśniejsze od gwiazd z ciągu głównego, ale nie tak jasne jak prawdziwe olbrzymy. Uważa się, że podolbrzymy już kończą lub właśnie skończyły spalanie wodoru w swoich jądrach i zaczynają rozrastać się aż do stadium olbrzyma.

Zobacz też

największa znana gwiazda: LBV 1806-20

masa Słońca

Przypisy

↑ Ken Croswell. Układ okresowy kosmosu. „Świat Nauki”. nr. 8 (240), s. 32-37, sierpień 2011. Prószyński Media. ISSN 0867-6380.

Źródła

Jerzy S. Stodółkiewicz, Astrofizyka ogólna z elementami geofizyki, s. Biblioteka fizyki, wyd. 3, Państwowe Wydawnictwo Naukowe, Warszawa 1977

Gromada otwarta – grupa nawet do kilku tysięcy luźno połączonych grawitacją gwiazd (w odróżnieniu od gromad kulistych, które są ciasno skupione), powstałych z jednej olbrzymiej chmury molekularnej. Gromady otwarte znajdują się wyłącznie w spiralnych i nieregularnych galaktykach, gdzie wciąż odbywa się proces powstawania gwiazd. Zwykle ich wiek nie przekracza kilkuset milionów lat. Podczas swojej wędrówki wokół centrum galaktyki, gromady otwarte są narażane na bliski kontakt z innymi gromadami, chmurami gazu – mogą wtedy widocznie zmieniać kształt lub nawet wytracać poszczególne gwiazdy.

Gwiazda – kuliste ciało niebieskie stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii w stanie plazmy. Najbliższa Ziemi gwiazda, Słońce, jest źródłem większości energii na Ziemi. Inne gwiazdy można obserwować na nocnym niebie, gdyż wtedy nie przyćmiewa ich Słońce. Najlepiej widocznym na sferze niebieskiej gwiazdom od dawna nadawano różne nazwy, łączono je także w gwiazdozbiory. Astronomowie pogrupowali gwiazdy oraz inne ciała niebieskie w katalogi astronomiczne, które zapewniają ujednolicone nazewnictwo tych obiektów.

Linki zewnętrzne

Interaktywny diagram H-R

Diagram H-R

W Wikimedia Commons znajdują się multimedia związane z tematem:
Diagram Hertzsprunga-Russella